近地卫星的运动受到各种力的影响。其中一个力是地球的中心引力，其他的被称为摄动。这些扰动分为引力和非引力。在这种情况下，运动方程可以写成:
r̈= - (GM / r ^ 3) * r +γ_p
γ_p是由扰动力引起的附加加速度的矢量。
γ_p = r̈_E + r̈_ + r̈_M + r̈_p + r̈_E + r̈_o + r̈_D + r̈_SP + r̈_A + r̈_emp
r _E =由于地球(中心体)内非球形和不均匀的质量分布而引起的加速度
r _S, r _M, r _P =其他天体(太阳、月亮和行星)的加速度
r _e, r _o =地球和海洋潮汐引起的加速度
r _D =大气阻力引起的加速度
r _SP, r _A =由于直接和地球反射的太阳辐射压力引起的加速度
r _emp =未建模力引起的加速度
这里我使用了以下的积分器和力模型来模拟卫星的摄动:
积分器:带步长控制的变阶Radau IIA积分器
力模型:
-地球重力场(GGM03C模型)
太阳系行星的引力(行星的位置由JPLDE440计算)
-使用NRLMSISE-00, Jacchia- bowman 2006 & 2008, MSIS-86, Jacchia 70，或修改的Harris-Priester大气密度模型(在Accel。M你可以取消评论你最喜欢的模型)
-太阳辐射压力使用锥形，几何，或圆柱形阴影模型
-固体地潮(2010年IERS公约)
-海洋潮汐
——广义相对论
-使用IAU 2006决议进行ECEF2ECI和ECI2ECEF转换万博 尤文图斯
模拟通过运行test_HPOP.m开始。在InitialState.txt中设置你最喜欢的卫星的初始值;第2-7行是卫星/航天器在国际地面参考系(ITRF)中的状态向量。第8至12行是与大气阻力和太阳辐射压有关的卫星参数。第8-10行以m^2和kg为单位。第11行:Cr为辐射压系数(Cr = 1 +卫星反射率)。第12行:Cd为卫星大气阻力系数。在test_HPOP中。M，你可以将不同的扰动设为1，如下所示:
AuxParam。N = 70;中心物体重力场的最大程度
AuxParam。M = 70;中心物体引力场的最小阶数
AuxParam。太阳= 1;%太阳扰动
AuxParam。月亮= 1;%月球扰动
AuxParam。行星数= 1;%行星扰动
AuxParam。sRad = 1;太阳辐射压%
AuxParam。Drag = 1;大气阻力%
AuxParam。SolidEarthTides = 1;固体地潮%
AuxParam。OceanTides = 1;潮汐百分比
AuxParam。相对论= 1;广义相对论%
引用:
Montenbruck O.， Gill E.;卫星轨道:模型、方法和应用施普林格海德堡Verlag;更正第三印刷(2005年)。
Montenbruck O.， Pfleger T.;个人电脑上的天文学;施普林格海德堡Verlag;第四版(2000年)。
Seeber g;卫星大地测量学;Walter de Gruyter，柏林，纽约;第二次完全修订和扩展版(2003年)。
瓦拉多;天体动力学基础及其应用;纽约州麦格劳-希尔律师事务所;第四版(2013年)。
尼玛。2000.国防部世界大地测量系统1984。NIMA-TR 8350.2，第3版，修订1。华盛顿:总部，国家图像和绘图局。
http://sol.spacenvironment.net/jb2008/indices.html
https://ssd.jpl.nasa.gov/planets/eph_export.html
http://celestrak.com/SpaceData/
引用作为
Meysam Mahooti(2022)。高精度轨道传播器(//www.tianjin-qmedu.com/matlabcentral/fileexchange/55167-high-precision-orbit-propagator)， MATLAB中央文件交换。检索．
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